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La coronographie à 4Q 1

P. Riaud (LISE – LESIA)Laboratoired’InterférométrieStellaire etExoplanétaire

La coronographie à 4 Quadrants


Plan de la thèse

1 Les différents domaines d’application de la coronographie

2 Principe du coronographe de phase à 4 Quadrants3 Résultats en laboratoire sur le banc du LESIA

4 Etudes théoriques de l’achromatisation du déphasage de π - Achromatisation en transmission - Achromatisation en réflexion

- Achromatisation avec des lames λ/2 du commerce

5 Les différents projets d’instrumentaux utilisant un coronographe - VLT-PF (Planet Finder) 2006-2007 - NGST-MIRI ~2010 - TPF/DARWIN >2015

6 Conclusion et perspectives


Science 1. Les disques circumstellaires

Image de β Pictorisen visible 0.6-0.8 µm (Smith & Terrile 1984)

Image de β Pictorisen proche IR 2.2 µm(Lagrange A.M. et al. 1996)

Image de β Pictoris en IR 10 µm(Lagage P.O., Pantin E. 1994)

Image de β Pictoris en mm 850 µm

(Scuba 1998)

Détection de la lumière diffusée en visible ou bien le rayonnement desgains de poussière dans l’infrarouge thermique des disques circumstellaires.

+ Contraste de 10-2 à 10-6 selon la densité du disque+ Informations à différentes longueurs d’ondes=> taille des grains, Albédo, composition chimique


Science 2. Les disques autour des AGN

Observation par le Hubble Space Telescopedu centre de la galaxie NGC 4261

Caractérisation possible de la structure interne du disque d’accrétion autourdes noyaux actifs de galaxies.

+ Contraste de 10-2 à 10-5 selon la densité du tore de poussière+ Informations spectroscopiques importantes=> taille des grains, vitesse du gaz, composition chimique


Science 3. La détection exoplanétaire

١ Détection des naines brunes et des planètes géantes chaudes autour desétoiles proches (d<50pc) :

+ Coronographie au sol en bande I,J,H,K,L avec VLT-PF - Turbulence atmosphérique néfaste à la détection => OA

+ Coronographie avec NGST/MIRI (6-28 µm) - Fond Zodiacal et Exo-Zodiacal limitant la détection

٢ Détection des planètes telluriques autour des étoiles proches avec leprojet TPF/DARWIN:

+ Coronographie sur un interféromètre imageur en infrarouge thermique - Fond Zodiacal et important, problèmes technologiques

- Nécessite l’achromatisation du déphasage de π en large bande + Coronographie sur un télescope de grand diamètre en visible - Contraste très important (>109), problèmes de la qualité des optiques


HistoriqueUtilisation du coronographe de Lyot:

1. Etude de la couronne solaire

Éclipse de Soleil au Zimbabwe le 21 juin 2001(image Olivier Lardière)

LASCO coronographe sur le satellite SOHO (ESA)


Historique Utilisation du coronographe de Lyot:

2. Coronographie stellaire

Image coronographique de l’étoileHR7672 obtenue au 5m du MontPalomar.

Un compagnon de faible masse,préalablement détecté sur Keck etGémini (Hawaii), est visible en borddu masque à 0,79’’ (9 λ/d) de l’étoile.

Le compagnon est plus faible de 8.7magnitudes par rapport à l’étoile enbande K (λ=2.2µm).

(image obtenue par A. Boccaletti)


I. Principe du coronographe (Rouan D., Riaud P., Boccaletti A., Clénet Y., Labeyrie A. PASP 112, 1479)

masque

stop


I. Principe du coronographe 1. 4Q: Chromatisme de la phase

١ Etude de la réponse d’unmasque monochromatique enlumière blanche:

τ ≈ 48/π².R²

٢ Utilisation possible au sol:

SR<90%

R ≈ 60-10

٣ Utilisation spatiale (NGST):

τ ≈ 210 => R ≈10


I. Principe du coronographe 2. 4Q: Effet de l ’obstruction centrale - Strehl (Riaud P., Rouan D., Boccaletti A., Lemarquis F., Labeyrie A. PASP 113, 1145)

١ Grande sensibilité à l’obstruction centrale:

τ ≈ R²(obs) /(R²(tel) -R²(obs))

٢ Utilisable sur le VLT (obs=14%)

٣ Grande sensibilité au Tip-Tilt

θ <10 mas au sol (NAOS) θ < 8 mas dans l’espace (NGST)


II. Résultats en laboratoire 1. Présentation du banc

(Riaud P., Baudrand J., Boccaletti A., Rouan D. PASP soumis)

ContainsBee Wax


II. Résultats en laboratoire 2. Détermination de la longueur d ’onde

١ Masque monochromatique:

couche d ’Al2O3, ep ≈ 530 nm(n=1.6 @ 632.8 nm)

sur verre Corning C2036(n=1.616 @ 632.8 nm)

٢ Zone de transition de 10 µm

٣ Test spectro-photométrique

λ = 628 +/- 1 nm


II. Résultats en laboratoire 2. Détermination de la longueur d ’onde

des masques infrarouges pour MIRI

١ Masque monochromatique:

couche de ZnSesur un substrat de ZnSe

Zone de transition de 25 µm

٣ Test spectro-photométrique:

k | 21 | 23 | 25 | 27 | 29 | 31 | 33

λ | 765 | 707 | 660 | 621 | 589 | 562 | 539 nm

λ = 14.215 +/- 0.004 µm


II. Résultats en laboratoire 3. Images coronographiques en visible

١ Utilisation d’une diode LASERfibrée et accordable autour de630-640 nm

٢ Atténuation du pic de:

44000 +/- 2000

٣ Atténuation globale de:

4400 +/- 200

٤ Niveau des tavelures entre:

10-6 - 10-7

٥ Gain avec la soustraction desquadrants opposés

>10-5 >10-6

≈ 10-7


II. Résultats en laboratoire 4. Coupes photométriques

١ Moyenne sur 16 imagescoronographiques (t=1s)

٢ Niveau de 10-6 @ 5 λ / d

٣ Soustraction des quadrants:

3.10-6 @ 0 - 3 λ / d

٤ Soustraction d’une référence:

10-6 - 10-7


II. Résultats en laboratoire 5. Stabilité photométrique

١ Stabilité photométrique

sur près de 7h

٢ Amplitude de vibrations:

+/- 0.5 µm PTV

٣ Stabilité de l ’air:

> λ / 200 rms


III. Achromatisation1. En transmission

Epaisseurs trop faibles: de 40 - 500 µm difficilement réalisable(voir la partie lame demi-onde)

Possibilité d’un empilement de 8 plaques épaisses:+ Grande rigidité+ Pas de problème de déphasage des anti-reflets- Mécanique plus complexe du support


III. Achromatisation1. En transmission: cas de la bande R

١ Utilisation de deux matériauxclassiques: SiO2 / CaF2

٢ Bonne connaissance des indicesde réfraction: ∆n=+/- 3.10-5

٣ Grande facilitée pour lepolissage:

planéité à λ/20 PTV possible

٤ Usinage ionique possible pour lasilice => contrôle au nm

٥ ∆e1=60.489 µm (SiO2) ∆e2=64.615 µm (CaF2)

∆φ= 3.10-3 rad rms


III. Achromatisation1. En transmission: cas de la bande K

١ Utilisation des deux mêmesmatériaux: SiO2 / CaF2

٢ Achromatisation de toute labande K: ∆φ= 3.10-3 rad rms(résultat similaire à la bande R)

٣ Possibilité du contrôleinterférométrique à 632.8 nm

٤ Anti-reflets (ZnS/YF3)performant (R<0.25 %)

٥ ∆e1=49.550 µm (SiO2) ∆e2=53.618 µm (CaF2)


III. Achromatisation1. En transmission: Erreurs sur les épaisseurs

- Erreurs sur les épaisseurs < 5 nm- Comportement linéaire- Problème du parallélisme des plaques (1’’ = 4 nm)


III. Achromatisation2. En réflexion

Empilement de miroirs quart-d ’onde + anti-reflet:+Rendement élevé du taux de réflexion (>99%)+Processus de dépôt bien connu- Précision sur l ’épaisseur de seulement 3%+Possibilité de faire du contraste de phase


III. Achromatisation2. En réflexion: cas de la bande K

١ Utilisation de deux matériaux:

ZnS / YF3 (milieu extérieur: air)

٢ Miroir: 20 couches (R > 99%)Anti-reflet: 7 couches

٣ Erreur maximale admissible: ∆e = 1-2 nm !

٤ Pas d ’effet du rapport F/D pourdes valeurs supérieures à 20

٥ Pas d ’effet des erreurs desurface avec un poli classique

∆φ = 5.10-3 rad rms


III. Achromatisation2. En réflexion: cas pour 10 µm et 15 µm

١ Utilisation de trois matériaux: Ge / ZnS / YF3 (milieu extérieur: ZnSe)

٢ Miroir: >10 couches (Ge / ZnS) Anti-reflet: 11 couches (ZnS / YF3 )∆φ <4.5.10-3 rad rms


III. Achromatisation3. Les lames λ/2


III. Achromatisation3. Les lames λ/2

١ Utilisation de deux matériaux:

Quartz / MgF2

٢ Achromatisation similaire au caspar transmission avec 4 indicesdifférents (no/ne quartz et no/ne MgF2).

٣ Achromatisation possible:

de 700 à 2500 nm

٤ Erreurs sur la phase importantes:

∆φ = 10-2 - 10-1 rad rms

٥ Utilisation au sol (SR<95%)


III. Achromatisation4. Conclusions

١ Grandes difficultés de réalisation des achromatisations par transmission: - Connaissance très précise des indices (problème en cryogénie)

- Mesures absolue des épaisseurs compliquées+Possibilité de recourir à l’usinage ionique avec Si, SiO2, Ge +Pas de compensation possible avec la rotation des lames

٢ L’achromatisation par réflexion semble plus réalisable: - Précision sur l’épaisseur des couches de seulement 3%

+Mesures de phase possible par contraste de phase @ 632.8 nm- Problème de tenue en ambiance cryogénique

٣ Le cas des lames λ/2 est très intéressant pour le visible et le proche infrarouge sur un télescope au sol.

٤ Erreurs sur la phase toujours supérieure à 10-3 radian rms


V. Utilisation du 4Q1. Au sol avec le VLT

١ Utilisation du 4Q sur le VLT

- Obstruction centrale de 14%- Présence d’araignée disymétrique

٢ Etude dans le cadre de VLT-PF d’une optique adaptative à très haut strehl (91%)

٣ Développement d ’un instrumentcomplet pour 2006-2007

٤ Ecran de phase donné par uneoptique adaptative à 900 actuateurs

( données de Thierry Fusco ONERA)



Simulation numérique du résidu stellaire coronographiqueL’image est la somme de 4094 poses turbulées (SR=91%)

Après la soustraction des quadrants Image brute



١ Résultat de la simulationnumérique:

τ ≈ 1400 (sur le pic)

٢ Un gain d ’un facteur 70apparaît après la soustractiondes quadrants opposés

٣ Le taux de réjection total

reste faible: (τ ≈ 30-50)

٤ Possibilité d ’achromatiser

le déphasage de πentre 700 et 2500 nm

avec des lames λ/2



Une étude est en cours sur la faisabilité d’un instrument au sol pour ladétection d’exo-planètes chaudes dans les bandes J,H,K,L

- Deux équipes sont actuellements en concurrence: Une équipe Germano-Italienne Une équipe Franco-Anglaise avec une participation Canadienne

- Une étude comparative des différents coronographes reste à faire

+ Le 4Q dans ses premières simulationsdonne des taux de réjection intéressant

- La détection des exo-planètes au sol est peut être possible sur un télescope comme le VLT mais il faudra procéder à des traitementspoussés des données coronographiques.

+ Enfin un Spectro-polarimètre Coronographique peut êtreproposé avec le 4Q si celui-ci est achromatisé avec des lames λ/2

Quelques remarques sur VLT-PF


Spectro-coronographe(montage Courtès)

Images sans lecoronographe

Imagescoronographiques

τmax=170


V. Utilisation du 4Q2. Dans l ’espace: étude pour le NGST

١ Télescope de 7 m de diamètre

F/D = 16.7 déployable

٢ Pupille du type KeckComposée de 36 hexagones

٣ Trois instruments:

NIRCAM (0.6-5 µm) NIRSPEC (0.6-5 µm) MIRI (spec + im) (6-28 µm)

٤ Refroidissement passif (~ 40 K)

٥ Qualité d’image: (SR > 80% @ 2 µm)

Concept de TRW



١ L’Instrument MIRIM:

Imagerie entre (6 et 28 µm) Spectroscopie (R=78, 6 - 10 µm) Coronographie (Lyot,4Q, …)

٢ Etude du masque de phase 4Q:

Masques (6 - 10 - 17 µm) Monochromatiques (R = 10) Optimisation du diaphragme

Etude de Pre Phase B en cours …



Forme de la pupille du NGST

Diaphragme Optimisé: 50%Pupille d ’entrée du TRW (Keck)



١ Simulation numérique desprofils coronographiques à

5 (M) 10 (N) 20µm (Q)

Pointage: 7 mas rmsErreurs de piston: 50 nm rmsErreurs de tilt: 50 nm rmsErreurs de surface: 50 nm rms

٢ Réjection calculée:

Totale: τ ≈ 285 Maximum: τ ≈ 3000 Résolution spectrale (R = 10)



١ Modèle des exo-planètes du typeJupiter: Les températures sontdonnées par Burrows et al. 1997

٢ Spectre de corps noirdu fait de trop grandes différencesentre les modèles d’atmosphère

٣ Deux types de compagnon:

Naines brunes (42 MJ) Planètes (1 - 5 - 10 MJ)

٤ Prise en compte des dixtempératures les plus faibles



١ Choix de l ’échantillon d ’étoilesproches:

d < 50 pc (Catalogue Hipparcos)

٢ 12 types stellaires:

M5V à F0V

٣ Résultats statistiques sur:

4 distances (1-5-10-20 UA) 3 Bandes d ’observations

4320 combinaisons

Echantillon pour d<25 pc



Cas 1 UA atténuation importante du compagnon Cas 5 UA atténuation du compagnon de 5 à 20%



Cas 10 et 20 UA (Limitation de la détectabilité dû au bruit Zodiacal)



١ Le télescope NGST (JWST) est prévu en 2010

٢ L’instrument MIRIM devra être livré en 2006 (Maître d ’œuvre: le SaP)

٣ Les masques de phase à 4Q devront être testés en ambiance cryogénique au LESIA:

- Premier Test vers 55K pour le masque prototype à 4.65 µm sur les banc YACADIR et BETI (février 2003)- Tests de spatialisation (7 K, vibrations, rayonnement …)

- Test photométrique du masque vers 6-7 µm à 7K ?- Test photométrique des masques de Lyot ?

٤ Simulations numériques plus poussées du télescopepour l ’optimisation du diaphragme de Lyot


V. Utilisation du 4Q3. Dans l ’espace: étude pour TPF

(Riaud P. et al. 2002A&A 396, 345)

Introduction à la pupille densifiée (Labeyrie 1996)

Interféromètre de Fizeau modifié (changement de la taille des sous-pupilles)

+ Imagerie directe dans un champ limité: Le Zero Order Field (ZOF) + Optimisation du plan (u,v):

=> Le ZOF contient le nombre d’élément de résolution maximalpour une architecture interférométrique donnée

+ Un seul pic d’interférence par point source: intensification de l’image

=> Gain en rapport signal sur bruit,pas de limitation par le bruit de lecture du détecteur

+ Les propriétés du ZOF sont proches d’un télescope monolithique

=> Utilisation d’un coronographe

- Perte de la relation de convolution entre l’objet et l’image


Principe de la densification(Labeyrie A. 1996, A&AS 118, 517)



Effet de ladensification de lapupille d ’entrée

sur l’image Fizeau

Pupille Keck avec37 hexagones

(pas d ’obstructioncentrale)

Image Fizeau d ’unpoint source

Image Densifiée(ici le l’intensité du

pic est X 150)

Introduction à la pupille densifiée

HOF ZOF


Densification de la pupille Action au plan focal




Gros problème en interférométrie: la confusion

+ Avec une pupille composée de N hexagones:

=> Le nombre d’élément de résolution maximal est égal à π.(4N-1)/4=> L’interféromètre ne peut donc pas imager plus de

π.(4N-1)/4 sources ponctuelles !

+ Toutes les sources présentes dans le HOF (High Order Field) donneront un spectre dans le ZOF (conservation de l’énergie)

=> diminution du rapport signal sur bruit,Mais possibilitée de détecter des sources en dehors du ZOF

+ Etude en cours pour la déconvolution des images interférométriques

=> Utilisation de l’information dans trois bandes spectrales différentes pour reconstituer le champ observé




١ Exemple de bruit de confusiondans le cas de 37 télescopes:

Nous avons 115élements de résolution

6 sources (voir les croix)(3 dans le ZOF et 3 dans le HOF)

٢ Maximum de 3 imagesfantômes par source

٣ Optimisation du nombre et dela taille des télescopes:

N et faible diamètre



١ Choix de l’échantillon d ’étoiles proches (cf NGST):

d < 25 pc (Catalogue Hipparcos)

٢ 12 types stellaires: M5V à F0V

٣ Résultats de détectivité sur la bande N (10,2 +/- 2 µm FWHM)

La distance planète - étoile varie avec le type stellaire (T=298 K)

٤ Prise en compte du spectre de la planète ( 03 , CO2 , H2O )

٥ Le flux zodiacal est pris à 13 mag/"²

le disque exo-Zodiacal s’étend sur 6 UAavec une intensité de 10 fois le flux zodiacal



١ Propriétés du dispositifcoronographique à 4 quadrants surun interféromètre

٢ Deux effets apparaissent:

- Atténuation par le coronographe- Atténuation par la fonction de Bessel de la sous-ouverture- La plage de détection optimale se situe:

λ/B < θ < 3 λ/BB est la base de l’interféromètre

θ est la séparation angulaire



١ Le champ du ZOF est tropfaible pour pouvoir faire desdétections de planètes pour tousles type spectraux.

Les distances de la zone àT=298 K s’étend:

Pour une M2V vers 0,13 uaPour une F0V vers 2,79 ua

٢ Détection possible des picsdispersés dans le ZOF

=> Diminution de la bande spectrale

Exemple de détection de planètes autour de trois types stellaires (M5V, G2V, et F0V) à différents ordre.



١ Optimisation de la base del’interféromètre:

Variation importante de ladétection des planètes avecl’intensité du fond zodiacal.

Pour 13 mag/"² on a 73 %de détection pour B=80 m

Pour 10.8 mag/"² on a 15 %de détection pour B=40-100 m

٢ Optimisation à B=80 mcorrespondant à la détection deplanètes autour des types:

=> K et G préférentiellement

F G

K

F

M

G K



١ Rapport Signal sur bruit pour les667 étoiles proches

٢ Les paramètres d’observation sontles suivants:

- 37 télescopes de 0.66 m de diamètre- La base interférométrique est de 80 m

- Qualité des surfaces de λ/170 rms

- Piston et tip-tilt de λ/110 rms- Temps d ’exposition de 10 h en bande N- Bruit de lecture de 10 e-/pixel

٤ Le taux de réjection est supérieurà 104 après la soustraction desquadrants opposés

٥ On détecte 487 planètes soit 73% de l ’échantillon d’étoiles



Lz = 13 mag/"² Venus: ∆m=18,5 Mars: ∆m=19,5Lez = 10 Lz Terre: ∆m=17,1 Jupiter: ∆m=16,5

Après la soustraction des quadrants

Image brute

Simulation numérique d’une image d’un systèmeplanétaire autour d’une étoile G2V à 20 pc



١ Spectroscopie basse résolution envisible proche infrarouge:

λ = 0,7 µm ± 0,2 µm

t=300 h et R=100

٢ Détection pour 542 planètes

si: τ >105 en flux total !

٤ Pour les 44 étoiles les plus prochesS/N>20

=> détection de la chlorophylle?

Possibilité de spectroscopie dans le visible ?



١ La Technique du nulling de Bracewell est très efficace pour un faiblenombre de télescopes (2 ou 4 typiquement )

٢ La complexité de la technique devient très importante avec 6 ouvertures ouplus. L’efficacité de détection décroît avec le nombre d ’ouverture.

٤ L’imagerie apporte de réelles perspectives intéressantes:

+ Un meilleur contraste planète / lumière zodiacale et exo-zodiacale + Diminution du bruit de confusion + Utilisation d’un seul dispositif coronographique + Simplification du système optique => meilleur rendement + Possibilités d’imagerie d’objets autre que les exo-planètes

- Problème de métrologie du fait du grand nombre de sous-ouvertures - Coût ???

Conclusion sur l’étude DARWIN/TPF


VI. Conclusion et perspectives

١ Ce travaille de thèse a permis d ’étudier en détail avec les simulationsnumériques les propriétés du coronographe de phase à 4 Quadrants.

٢ Les résultats en laboratoires on été très satisfaisants malgré quelquesincertitudes concernant la longueur d’onde d’utilisation du masque.

Nous avons pu obtenir un taux de réjection de près 44000 sur le pic

٤ Une voie d’achromatisation avec des lames λ/2 est actuellement à l ’étudeavec Dimitri Mawet de l’Université de Liègeavec un essai sur le banc prévu en 2003

٥ D’autres voies d’achromatisation plus poussées ont été étudiées:

+ Empilement de lames épaisses de dispersions différentes (Méthode Hollandaise)

+ Empilement de couches minces (miroirs déphasants) (Méthode Marseillaise)


VI. Conclusion et perspectives

٦ Les domaines d’utilisation du coronographe sont assez larges

+ Télescopes au sol avec optiques adaptatives: VLT-NAOS , VLT-PF + Télescopes spatiaux: NGST, DARWIN/TPF

٧ Une étude avec VLT-PF montre les limites de détectabilitédes exo-planètes avec un instrument au sol:

un traitement poussé de l’information devient alors indispensable

٨ L’étude du coronographe sur NGST en infrarouge thermique montre untaux de détection élevé des planètes géantes gazeuses et des naines brunes

٩ Enfin une utilisation avec un interféromètre imageur pourrait permettre ladétection de planètes telluriques en une dizaine d’heures pour des étoilesproches jusqu’à 25 pc.


VII. Une idée pour DARWIN/TPF Bonus Track

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